<< 3. Radiostrui i W50
| Oglavlenie |
5. Stroenie i formirovanie >>
Razdely
- 4.1. Rannie nablyudeniya
- 4.2. Lokalizaciya rentgenovskono istochnika
- 4.3. Dannye ASCA. Linii i spektr strui
- 4.4. Dannye ASCA. Ekvatorial'nyi veter
- 4.5. Dannye Chandra. Uzkie mnogotemperaturnye strui
- 4.6. Neodnorodnost' strui i rentgenovskaya peremennost'
4. Rentgenovskie strui
4.1. Rannie nablyudeniya
Rannie rentgenovskie issledovaniya central'nogo istochnika v SS433
opisany v obzore Margon (1984). S serediny 1980-h godov blagodarya
otkrytiyu rentgenovskih linii strui i nablyudeniyam v zatmeniyah akkrecionnogo
diska stanovitsya yasno, chto rentgenovskoe izluchenie teplovoe i formiruetsya
v osnovnom vo vnutrennih oblastyah neposredstveno nad akkrecionnym diskom,
prichem izluchaet gaz relyativistskih strui, ostyvayushii na masshtabah
sm. Polnaya svetimost' v rentgenovskom izluchenii,
erg/s, sushestvenno men'she
bolometricheskoi svetimosti akkrecionnogo diska,
erg/s. Rentgenovskoe izluchenie sil'no peremenno, ego
intensivnost' i spektr, ravno kak i u opticheckogo izlucheniya, zavisit ot
sostoyaniya aktivnosti (vspyshki), orientacii diska i strui (faza precessii),
effektov zatmenii opticheskoi zvezdoi i poglosheniya v okruzhayushem gaze
(orbital'naya faza).
Rentgenovskie linii zheleza byli otkryty v spektre SS433 iz nablyudenii
na Observatorii EXOSAT (Watson et al., 1986; Stewart et al., 1987;
Brinkmann et al., 1988). V spektre byla obnaruzhena otnositel'no shirokaya
liniya, kotoraya peremeshalas' po spektru. Eto peremeshenie horosho
soglasovyvalos' s kinematicheskoi model'yu pri predpolozhenii, chto liniya
izluchaetsya v goluboi (priblizhayusheisya) strue vysokoionizovannym zhelezom
(FeXXV, 6.7 keV), samo izluchenie, ochevidno, bylo teplovym. Sootvetstvuyushaya
liniya udalyayusheisya strui ne byla naidena, chto moglo byt' rezul'tatom
zatmenii udalyayusheisya strui telom akkrecionnogo diska (sootvetstvenno,
rentgenovskaya struya dolzhna byt' sravnitel'no korotkoi) ili rezul'tatom
zametnogo oslableniya intensivnosti izlucheniya udalyayusheisya strui iz-za
effektov relyativistskoi abberacii. Bylo sdelano takzhe zaklyuchenie o
nizkoi temperature rentgenovskogo gaza strui (
keV).
Sootvetstvuyushaya etoi temperature nevysokaya emissionnaya sposobnost'
rentgenovskogo gaza privodila k neobhodimosti ochen' bol'shoi kineticheskoi
svetimosti strui,
erg/s.
V posleduyushih nablyudeniyah SS433 na Observatorii GINGA (Kawai et al., 1989; Brinkmann et al., 1991) rentgenovskie ponizheniya bleska byli nadezhno otozhdestvleny s zatmeniyami akkrecionnogo diska. Nekotorye iz etih zatmenii ochen' horosho soglasovyvalis' s opticheskimi zatmeniyami, dazhe po odnovremennym opticheskim nablyudeniyam (Goranskii et al., 1997). Bylo naideno, chto krivye bleska zatmenii sushestvenno menyayutsya v zavisimosti ot orientacii diska (fazy precessii).
V nablyudeniyah GINGA
rentgenovskie emissii strui eshe ne byli razresheny, no uzhe bylo otmecheno
slozhnoe povedenie shirokoi smeshennoi linii zheleza na 
keV
kak precessionnoe dvizhenie "uzkoi" linii zheleza na fone shirokoi
emissionnoi linii. Vo vremya zatmenii intensivnost' izlucheniya vo vsei
linii umen'shalas' proporcional'no obshemu potoku, chto oznachalo,
chto vse ili osnovnaya chast' rentgenovskogo izlucheniya formiruetsya v struyah.
Temperatura izluchayushego gaza po danym GINGA rezko umen'shalas'
vo vremya zatmenii s 
keV do 
keV v centre
zatmeniya, iz chego sledovalo, chto temperatura strui padaet naruzhu.
V posleduyushem analize dannyh GINGA (Yuan et al., 1995)
byla vydelena uzkaya dvizhushayasya komponenta linii, formiruyushayasya v
priblizhayusheisya strue. Intensivnost' etoi komponenty byla primerno postoyannoi
v sisteme pokoya strui. Bylo otmecheno, chto intensivnost' ostavsheisya shirokoi
komponenty linii zheleza (liniya slaboionizovannogo zheleza, libo blenda iz
mnogih linii) menyaetsya proporcional'no izmeneniyam vsego rentgenovskogo potoka
soglasno s precessionnym izmeneniem orientacii akkrecionnogo diska.
Vo vremya maksimal'nogo raskryva diska na nablyudatelya ob'ekt stanovitsya yarche.
4.2. Lokalizaciya rentgenovskono istochnika
Rentgenovskoe izluchenie, obrazuyusheesya vne dvoinoi sistemy otnositel'no
slabo, t. k. iz nablyudenii samyh glubokih zatmenii v SS433
(Kotani, 1998) sleduet, chto dolya vneshnego izlucheniya
men'she 30%. Bolee tochnoi ocenki poka net, libo otvet stanovitsya
model'no zavisimym: kakaya dolya rentgenovskogo izlucheniya formiruetsya
v nezatmennyh ostyvayushih struyah (
sm), kakaya dolya
otrazhaetsyareflected ili pereizluchaetsya v gaze
soputstvuyushego vetra, imeetsya li dopolnitel'nyi istochnik rentgenovskogo
izlucheniya dal'she ot sistemy - v oblasti maksimuma opticheskih
i radiostrui (
sm) i zony poyarchaniya radioizlucheniya.
V nablyudeniya na observatorii
Chandra, HETGS (Marshall et al., 2002) zaregistrirovano protyazhennoe
rentgenovskoe
izluchenie vokrug central'nogo istochnika, na masshtabah ot
(
sm) do
.
Informaciya o strukture samogo central'nogo
istochnika, k sozhaleniyu, byla poteryana iz-za effekta perenakopleniyapileup
vo vremya etih nablyudenii. Obnaruzhennyi protyazhennyi istochnik vytyanut
v napravlenii osi precessii strui, k centru ego intensivnost' vozrastaet.
Polnaya svetimost' etogo istochnika sostavlyaet
erg/s, v ego spektre Marshall et al.
(2002) ne obnaruzhili linii izlucheniya.
Rentgenovskie strui razreshennye na masshtabah neskol'kih sekund dugi
podtverzhdayutsya po nablyudeniyam na Chandra, ASIS-S v soobshenii
Migliari et al. (2002). Napravlenie rentgenovskih strui polnost'yu sovpadaet
s napravleniem
radiostrui, maksimumy rentgenovskogo izlucheniya v vostochnoi i zapadnoi
struyah nablyudayutsya na rasstoyanii
cm,
odnako, central'naya chast' SS433 takzhe byla iskazhena v etih nablyudeniyah
effektami perenakopleniya.
Rentgenovskaya svetimost' strui na etih rasstoyaniyah ot istochnika v diapazone
2-10 keV sostavila
erg/s,
chto sostavlyaet okolo 3% nablyudaemoi srednei rentgenovskoi svetimosti SS433.
Migliari et al. (2002) obnaruzhili emissionnye linii, smeshennye soglasno
kinematicheskoi modeli. V spektre vostochnoi (priblizhayusheisya) strui vydelena
liniya na 
keV, v spektre zapadnoi (udalyayusheisya) strui naidena liniya
na 
keV, eti emissii mogut prinadlezhat' linii FeXXV K
(7.06 keV), smeshennoi za schet dvizheniya v struyah so skorost'yu 0,26c.
Otnositel'nye intensivnosti etih dvuh linii takzhe soglasuyutsya s tem, chto
linii izluchayutsya v struyah.
Vremya dvizheniya gaza strui do oblastei izlucheniya 
dnei. Izluchayushaya
oblast' dostatochno protyazhenna, ona pokryvaet ne menee chem odin
precessionnyi cikl (Migliari et al., 2002). Kontinual'nye spektry
(0.8-10 keV) sootvetstvuyut tormoznomu izlucheniyu s temperaturoi 5 keV,
odnako, takzhe horosho mogut byt' opisany stepennym zakonom s fotonnym
indeksom 
.
Obnaruzhennoe Migliari et al. (2002) protyazhennoe rentgenovskoe izluchenie ne
mozhet byt' rezul'tatom rasseyaniya kollimirovannogo izlucheniya
sverhkriticheskogo akkrecionnogo diska vo vneshnem gaze, t. k. v takom sluchae spektry
vostochnoi i zapadnoi komponent byli by podobnymi. Eti dannye pryamo ukazyvayut
na nagrev strui na rasstoyaniyah mezhdu
sm (konec
opticheskih strui, zona poyarchaniya radioizlucheniya) i 
sm.
Ves'ma veroyatno, chto rentgenovskoe izluchenie na sekundnyh masshtabah ne imeet
nikakogo otnosheniya k opisannym vyshe protyazhennym rentgenovskim struyam,
t. k. izluchenie poslednih (tormozhenie strui) stanovitsya zametnym na
rasstoyaniyah ot centra v sotni raz bol'shih (
).
Rentgenovskoe izluchenie na sekundnyh masshtabah mozhet byt' svyazano libo s
vzaimodeistviem strui s vetrom ot diska, t. e. s oblastyami radioizlucheniya
(VLA-strui). Budushie rentgenovskie nablyudeniya na sekundnyh
i subsekundnyh uglovyh masshtabah otvetyat na etot vopros.
4.3. Dannye ASCA. Linii i spektr strui
Na Observatorii ASCA bylo provedeno okolo 30 nablyudenii (Kotani et al., 1994;
1996; Kotani et al., 1997ab; Kotani, 1998)
v raznyh fazah orbital'nogo i precessionnogo periodov.
Rentgenovskie zatmeniya imeyut raznuyu glubinu, v zavisimosti ot orientacii
akkrecionnogo diska, zatmevaetsya ot poloviny do 2/3 izlucheniya. Na ASCA
byli razresheny emissii strui, vpervye byli naideny otdel'no linii
priblizhayusheisya
i udalyayusheisya strui: FeXXVK
, FeXXVIK
(sushestvenno slabee, chem liniya geliopodobnogo iona), NiXXVIIK;
bolee slabye K linii, izluchaemye tol'ko v priblizhayusheisya strue:
linii MgXII, SiXII, SiXIV, SXV, SXVI, ArXVII;
mnogo nerazreshennyh linii v oblasti 1-1.5 keV;
flyuorescentnaya stacionarnaya liniya neitral'nogo ili slabo ionizovannogo zheleza
FeI-X na 6.4 keV (EW(Fe)
eV), kotoraya, veroyatno,
formiruetsya za schet pereizlucheniya gazom, okruzhayushim strui i
v vetre akkrecionnogo diska.
Takim obrazom poyavilas' principial'no novaya vozmozhnost' diagnostiki
rentgenovskih strui v SS433 po intensivnostyam linii. Budushie nablyudeniya
rentgenovskih zatmenii strui opticheskoi zvezdoi SS433, no
s luchshim spektral'nym razresheniem (razresheniya Chandra vpolne dostatochno
dlya etih celei) otkroyut bogatye vozmozhnosti pryamogo issledovaniya
vnutrennih strui i toi oblasti nad fotosferoi vetra, v kotoroi eti
strui poyavlyayutsya.
Spektr v zhestkoi oblasti 5-9 keV, gde izluchayutsya linii zheleza,
horosho soglasuetsya (s uchetom poglosheniya i vklada osnovnyh linii) so stepennym
zakonom s fotonnym indeskom
. V myagkoi oblasti
1-4 keV, gde izluchayutsya linii menee tyazhelyh elementov,
spektral'nyi pokazatel' stepeni raven
. Pri etom
approksimaciya spektra v obeih oblastyah soglasuetsya s odnoi i toi zhe
velichinoi poglosheniya
(Kotani
et al., 1996). Svetimost' SS433 v diapazone 2-8 keV sostavlyaet
erg/s, v naibolee yarkoi linii priblizhayusheisya
strui svetimost' ravna L(FeXXVK
erg/s.
Na osnove otnosheniya intensivnostei linii FeXXV K k
FeXXVI K i s privlecheniem prostoi modeli adiabaticheski
ohlazhdayusheisya strui bylo naideno, chto temperatura osnovaniya strui
keV. Rentgenovskaya struya zakanchivaetsya pri temperaturah
keV (na rasstoyanii ot istochnika
sm,
gde gaz stanovitsya termicheski nestabil'nym. Pri etom nachinaya s rasstoyaniya,
sootvetstvuyushem temperature gaza strui 6-7 keV proyavlyaetsya
pogloshenie ili zatmenie udalyayusheisya strui.
Ocenki
kineticheskoi svetimosti i tempa poteri massy v struyah privodyat k dovol'no
bol'shim velichinam. Odnako, pochti vse avtory predpolagayut v raschetah neveroyatno
bol'shoi ugol rastvora strui,
, v to vremya kak
strui SS433 sushestvenno luchshe kollimirovanny,
(Borisov and Fabrika, 1987; Marshall et al., 2002). V bolee detal'noi
modeli strui Brinkmann and Kawai (2000) poluchili ocenku potoka kineticheskoi
energii
erg/s. Oni zhe prodemonstrirovali
na osnove nablyudenii ASCA, chto po emissiyam strui mozhno issledovat' bolee
tonkie effekty i detal'no izuchat' stroenie strui.
V nablyudeniyah gruppy ASCA (Kotani et al., 1997a,b; Kotani, 1998) bylo
naideno soderzhanie tyazhelyh elementov zametno vyshe solnechnogo. Dlya opisaniya
spektrov obilie metallov trebuetsya povysit' v 1.5-2 raza, a obilie Ni
(NiXXVII
na 7.3 i 7.7 keV) bolee, chem v 20 raz.
Iz etogo rezul'tata mogli by sledovat' dalekie
vyvody, naprimer, o termoyadernyh reakciyah, idushih na poverhnosti
neitronnoi zvezdy vnutri sverhkriticheskogo akkrecionnogo diska.
Odnako, nablyudeniya opticheskih strui ne protivorechat idee ob ih
normal'nom himicheskom sostave. Takoi rezul'tat po nikelyu mog byt'
poluchen, esli pri approksimacii rentgenovskogo spektra SS433 ne byli
uchteny kakie-to dopolnitel'nye effekty, t. k. v oblasti 
keV
otnoshenie signal/shum v spektre rezko padaet (Kotani et al., 1997a,b).
Byla ispol'zovana model' ballisticheskoi strui, ohlazhdayusheisya za schet
rasshireniya i izlucheniya, odnako, dlya opisaniya rentgenovkih strui SS433,
veroyatno, neobhodimo privlekat' dopolnitel'nyi nagrev (Brinkmann et al.,
1988), naprimer, kollimirovannym izlucheniem sverhkriticheskogo diska
ili za schet udarnyh processov, voznikayushih pri vyhode strui gaza
iz sopla (kanala v vetre).
Podobnye dopolneniya mogut izmenit' intensivnosti linii metallov, poluchaemye
v modeli. Rezul'taty s Chandra (Marshall et al., 2002) ne soglasuyutsya
s vyvodom o sverhobilii metallov.
4.4. Dannye ASCA. Ekvatorial'nyi veter
V nablyudeniyah gruppy ASCA byli naideny dostatochno vazhnye zakonomernosti,
kotorye naibolee udachno mozhno interpretirovat' v ramkah poglosheniya
izlucheniya udalyayusheisya strui s faktorom 
, prichem s udaleniem
ot istochnika velichina poglosheniya vozrastaet (Kotani et al., 1996).
Otnoshenie
intensivnostei odinakovyh linii ot dvuh strui
, chto bylo zametno men'she velichiny 0.66,
ozhidaemoi dlya dannoi fazy precessii. Vsledstvie effekta relyativistskogo
poyarchaniyaboosting linii priblizhayusheisya strui deistvitel'no dolzhny byt'
yarche linii udalyayusheisya strui (podrobnee sm. sleduyushuyu glavu),
no linii udalyayusheisya strui byli sistematicheski slabee dazhe s uchetom
etogo effekta. Neobhodimo privlekat'
dopolnitel'noe pogloshenie sveta udalyayusheisya strui. Odnako, ob'ektom,
zatemnyayushim etu struyu ne mozhet byt' akkrecionnyi disk, t. k. naimenee vsego
podverzheny etomu zatemneniyu naibolee goryachie linii, izluchayushiesya v struyah
blizhe k istochniku. Bylo sdelano zaklyuchenie, chto sistematicheski dlya linii,
formiruyushihsya pri raznyh temperaturah (Kotani et al., 1996; 1997ab;
Kotani, 1998) spravedlivo sootnoshenie
.
Dlya ob'yasneniya nablyudaemogo sootnosheniya intensivnostei linii trebovalos'
oslablenie izlucheniya
naibolee dalekih oblastei udalyayusheisya strui v 2-3 raza. Eto oznachaet, chto
sobstvenno "akkrecionnyi disk" imeet otnositel'no nebol'shie
razmery, i my
svobodno mozhem videt' udalyayushuyusya struyu na rasstoyaniyah
sm ot istochnika. Dalee, oblasti udalyayusheisya strui, izluchayushie na rasstoyanii
sm (dlya sravneniya, razmer sistemy okolo
sm) nachinayut ispytyvat' sushestvennoe pogloshenie.
Kotani et al. (1996) predpolozhili,
chto pogloshenie proishodit v gaze, teryaemom sistemoi cherez vneshnyuyu tochku
L2 ("sprinkling disk"). Vozmozhnye nablyudatel'nye proyavleniya moshnoi
poteri gaza v SS433 cherez tochku L2 obsuzhdalis' Fabrika (1993).
Veroyatno, imenno eto istechenie deformiruet orbital'nuyu krivuyu bleska v
optike (Zwitter et al., 1991; Fabrika, 1993), ono zhe, veroyatno, nablyudaetsya
na bol'shih masshtabah v oblastyah radioizlucheniya, orientirovannyh
perpendikulyarno struyam, chto bylo naideno v VLBI i VLBA nablyudeniyah
(Paragi et al., 1999; Blundell et al., 2001). Ne isklyucheno,
chto naibolee effektno eti ekvatorial'nye oblasti mozhno uvidet' v linii
H vokrug SS433 kak protyazhennyi disk, podsvechivaemyi
precessiruyushim akkrecionnym diskom, gde na rasstoyaniyah ot SS433
ozhidaetsya peremennaya H tumannost'.
Odnako, naskol'ko nam izvestno, takie nablyudeniya ne byli provedeny na HST.
Rezul'taty rentgenovskih nablyudenii ASCA byli podvedeny v dissertacii
Kotani (1998). V fazy precessii maksimal'nogo raskrytiya diska (raion 
)
istochnik yarkii, FeK-skachok glubokii, udalyayushayasya struya
ispytyvaet zametnoe pogloshenie, temperatura gaza v priblizhayusheisya
strue vyshe, chem v udalyayusheisya. V fazy precessii disk s rebra (raion
) rentgenovskii istochnik slabyi, FeK-skachok melkii,
emissionnye linii obeih strui identichny. Poslednee obstoyatel'stvo
ves'ma vazhno, ono pridaet bol'shuyu nadezhnost' vyvodam.
4.5. Dannye Chandra. Uzkie mnogotemperaturnye strui
V nablyudeniyah SS433 na Chandra (Marshall et al., 2002) vo mnogom
byli podtverzhdeny zaklyucheniya, sdelannye na osnove nablyudenii ASCA.
Nablyudeniya s Chandra osobenno vazhny dlya ponimaniya rentgenovskih strui
SS433, t. k. prevoshodnoe spektral'noe razreshenie pozvolyaet pryamo
registrirovat' i proveryat' opisannye vyshe effekty.
Spektr SS433, poluchennyi s HETG spektrometrom Chardra (Marshall et al., 2002)
pokazan na Ris. 11, diapazon dlin voln v Angstremah sootvetstvuet diapazonu
1.08-8.3 keV. V spektre udalos' otozhdestvit' bolee 20 emissionnyh
linii priblizhayusheisya strui, 6 linii udalyayusheisya strui i liniyu
neitral'nogo (ili slabo ionizovannogo) zheleza na 6.42 keV. Samoi sil'noi
liniei yavlyaetsya liniya geliopodobnogo zheleza FeXXV. Podtverzhdena model'
ohlazhdayushihsya ("mnogotemperaturnyh") strui, naryadu s goryachimi liniyami
Fe, Ni (
K) nablyudayutsya linii bolee legkih elementov
Ne, Mg (
K). Znachitel'noe kolichestvo linii na nizkih
energiyah ne udaetsya otozhdestvit'. Perenalagayas', eti linii mogut
vnosit' zametnyi vklad v kontinuum.
|
Vazhneishim rezul'tatom yavilos' to, chto Chandra razreshila linii strui SS433.
Linii okazalis' zametno ushirennymi, FWHM
km/s, prichem
nezavisimo ot temperatury izlucheniya shiriny linii i ih luchevye
skorosti imeyut primerno odnu i tu zhe velichinu.
Marshall et al. (2002) nashli, chto rastvoropening
angle rentgenovskih strui raven
.
Napomnim, chto rastvor opticheskih strui, naidennyh Borisov and Fabrika (1987),
raven
. Pri modelirovanii profilei
dvizhushihsya linii H (Borisov and Fabrika, 1987) raspredelenie
intensivnosti izlucheniya v poperechnom sechenii strui predstavlyalos'
dvumernoi funkciei Gaussa s parametrom
. V otlichie
ot "korotkoi" rentgenovskoi strui, gde dlya ocenki ee rastvora dostatochno
prostyh geometricheskih soobrazhenii, dlya ocenki rastvora opticheskoi strui
neobhodimo bylo primenenie modelirovaniya profilei linii, t. k. nutacionnye
i precessionnye smesheniya vnosyat vklad v polnuyu shirinu profilei linii.
Sovpadenie rastvora rentgenovskih i opticheskih strui predstavlyaetsya
zamechatel'nym. Eto oznachaet, chto strui SS433 deistvitel'no konicheskie i
dvizhutsya po strogo ballisticheskim traektoriyam, nachinaya ot samogo
istochnika (v meste vyhoda strui iz-pod fotosfery vetra), na rasstoyaniyah
sm, gde temperatura gaza strui 
K i do nachala
zony rasshireniya H-oblakov,
sm, gde
temperatura gaza strui
K.
Marshall et al. (2002) nashli po polozheniyam linii, chto skorost'
dvizheniya rentgenovskih strui ravna
, chto
na 
km/s bol'she, chem skorost' strui kinematicheskoi modeli,
opredelennaya po opticheskim liniyam (Margon and Anderson, 1989). Odnako,
esli sravnivat' s utochnennymi parametrami kinematicheskoi modeli
(Eikenberry et al., 2001), to formal'naya raznica skorostei sostavit uzhe
km/s. Neobhodimo zametit', chto vremennye nestabil'nosti
skorosti strui (jutter) mogut dostigat'
km/s. Uchityvaya
otnositel'no korotkoe vremya nablyudenii SS433 na Chandra (29 ks) mozhno
sdelat' vyvod, chto iz etih dannyh poka ne sleduet, chto rentgenovskie i
opticheskie strui rasprostranyayutsya s raznoi skorost'yu. Polnoe sovpadenie
uglov kollimacii rentgenovskih i opticheskih strui, v svoyu ochered',
govorit o tom, chto rentgenovskie i opticheskie strui- odin i tot zhe
ob'ekt, nablyudaemyi na raznyh stadiyah evolyucii.
Rentgenovskii spektr po dannym Chandra v diapazone 0.8-8 keV horosho
soglasuetsya so
stepennym zakonom (
,
)
i so spektrom, poluchennym s ASCA (Kotani et al., 1996), srednyaya
svetimost' SS433 (2-10 keV) ravna
erg/s.
Po otnosheniyu potokov linii vodorodo- i geliopodobnyh ionov
mozhno dostatochno nadezhno opredelit' temperaturu gaza.
Nablyudaemye v struyah emissii formiruyutsya pri temperaturah
ot 
K do 
K. Po chuvstvitel'nomu k plotnosti
tripletu linii SiXIII naidena elektronnaya plotnost' gaza,
v oblasti strui, gde temperatura ravna
K.
Obnaruzheny ochen' slabye linii (NeX, NeIX), voznikayushie vsledstvie
radiativnoi rekombinacii. Dlya ob'yasneniya sily etih linii za schet
fotoionizacii trebuetsya svetimost' poryadka
erg/s, chto,
v principe, real'no v sluchae kollimirovannogo vdol' strui izlucheniya v SS433.
Odnako, iz otsutstviya drugih sil'nyh linii, voznikayushih pri fotoionizacii,
Marshall et al. (2002) sdelan vyvod o stolknovitel'nom nagreve gaza.
V modeli konicheskoi adiabaticheski ohlazhdayusheisya strui,
opticheski tonkoi teplovoi i stolknovitel'noi
plazmy, normal'nyh soderzhanii himicheskih elementov byli naideny
mery emissii dlya raznyh ionov. Byla takzhe postroena 4-h komponentnaya
(4-h temperaturnaya) model', v kotoroi temperatura gaza strui
padaet s
K do 
K,
elektronnaya plotnost' padaet ot
do
na rasstoyaniyah ot
osnovaniya strui ot
do
sm.
Kineticheskaya svetimost' strui, poluchaennaya v dannoi modeli, ravna
erg/s. Takim obrazom,
rentgenovskaya struya, poluchennaya Marshall et al. (2002) okazalas'
ves'ma korotkoi. Eto nakladyvaet sushestvennye ogranicheniya na rasstoyanie
ot relyativistskoi zvezdy, na kotorom raspolagaetsya osnovanie strui,
chtoby ne bylo mgnovennyh effektov zatmeniya strui opticheskoi zvezdoi.
Rentgenovskaya liniya zheleza na 6.4 keV po spektram Chandra (Marshall et al.,
2002) ne razreshaetsya, FWHM
km/s. Eta liniya, skoree vsego,
voznikaet za schet processa flyuorescencii v holodnom gaze vetra (Kotani, 1998)
ili dazhe kokona vokrug osnovanii strui (Fabrika, 1997). Iz analiza
rentgenovskih zatmenii i zatmenii, obnaruzhennyh v emissionnoi linii
HeII
, momentov vyhoda rentgenovskogo istochnika i istochnika
HeII iz-za limba opticheskoi zvezdy Goranskii et al. (1997) sdelali
zaklyuchenie, chto oblast' emissii HeII okruzhaet rentgenovskii istochnik v
akkrecionnom diske SS433. Strukturu diska my rassmotrim otdel'no.
Dannye s Chandra podtverzhdayut naidennyi na ASCA effekt zatemneniya udalyayusheisya strui - izluchenie etoi strui sushestveno slabee izlucheniya priblizhayusheisya strui. Odnako, temperatury obeih strui byli polucheny primerno odinakovymi. Dlya proverki gipotezy poglosheniya izlucheniya udalyayusheisya strui v istekayushem iz sistemy veshestve neobhodimy bolee dlitel'nye nablyudeniya, t. k. istekayushii v ploskosti diska gaz mozhet byt' sushestvenno neodnorodnym v azimutal'nom napravlenii.
Marshall et al. (2002) obratili vnimanie na interesnoe sovpadenie
mezhdu skorost'yu rasshireniya strui v perpendikulyarnom strue napravlenii
(tochnee, maksimal'no vozmozhnoi skorost'yu rasshireniya), kotoraya sleduet iz
shirin linii i skorost'yu zvuka pri temperature K, kotoraya sleduet
iz intensivnostei linii.
Esli shirina strui opredelyaetsya svobodnym rasshireniem ee gaza u osnovaniya
strui, to rastvor strui budet ravnym
, gde
- skorost' zvuka dlya protonov, 
- skorost' strui.
Pri naidennoi velichine temperatury gaza u osnovaniya
K rastvor strui poluchaetsya ravnym
, chto prakticheski
sovpadaet s opredelennym iz nablyudenii. S uvelicheniem rasstoyaniya
ot centra gaz ohlazhdaetsya, skorost' zvuka padaet, i struya stanovitsya
strogo ballisticheskoi. Eto sovpadenie yavlyaetsya ser'eznym argumentom v pol'zu
togo, chto temperatura 
izmerena tochno v meste vyhoda strui iz-pod
fotosfery kokona, okruzhayushego ee osnovanie. Samo po sebe eto eshe nikak
ne prolivaet svet na mehanizm kollimacii strui, kotoryi, skoree vsego,
yavlyaetsya gidrodinamicheskim. No mozhno zaklyuchit', chto iznachal'no (vo
vnutrennih, skrytyh ot nablyudatelya oblastyah) struya dolzhna byt' skollimirovana
ne huzhe, chem nablyudaetsya v rentgene i optike, i rabota etogo mehanizma
kollimacii dolzhna zakonchit'sya gde-to neposredstvenno pered vyhodom
strui iz-pod fotosfery.
V nedavnih nablyudeniyah na observatorii CHANDRA HETGS opublikovannyh
Namiki et al. (2003) SS433 nablyudalsya v faze precessii
diska "vid s rebra"
(edge-on). Avtory obnaruzhili, chto shirina linii zheleza
FeXXVK
(FWHM(Fe) 
km/s) znachitel'no prevyshaet
shirinu linii kremniya SiXIIIK (FWHM(Si) 
km/s).
Marshall et al. (2002) takzhe zametili takoi trend, chto shiriny linii
bolee nizkih energii slegka men'she, chem srednyaya shirina vseh linii,
odnako, eta zavisimost' byla ves'ma slaboi i neznachimoi i ih nablyudeniyah.
V spektrah Namiki et al. (2003) shirina linii kremniya soglasuetsya s
shirinami linii, naidennymi Marshall et al. (2002), no shirina
linii zheleza zametno bol'she. Eti avtory predpolozhili, chto oni obnaruzhili
postepennoe uvelichenie stepeni kollimacii strui vdol' osi strui.
Eti novye dannye pokazyvayut, chto neobhodimo nakopit' bol'she
nablyudenii s vysokim spektral'nym razresheniem (CHANDRA) v raznyh fazah
precessii i vo vremya zatmenii akkrecionnogo diska, chtoby ponyat' strukturu
rentgenovskih strui SS433 i ih udalenie ot istochnika (ili ih razmer).
Veroyatno, komptonovskoe rasseyanie v gaze strui ili v okruzhayushei srede
mozhet igrat' zametnuyu rol' v ushirenii rentgenovskih spektral'nyh linii.
Krome togo, pri orientacii diska "edge-on"
ego vnutrennie chasti (osnovaniya
strui) chastichno zakryvayutsya kraem diska (sm. glavu
"Sverhkritichekii akkrecionnyi disk i komponenty po dannym fotometrii"),
t. e. geometricheskie effekty dolzhny vliyat' na rentgenovskii spektr.
V sovsem nedavnih nablyudeniyah SS433 na gamma-observatorii INTEGRAL
Cherepashchuk et al. (2003) obnaruzhili zhestkoe rentgenovskoe izluchenie
v diapazone 20-100 keV. Spektr SS433 v etoi oblasti otnositel'no
ploskii, fotonnyi stepennoi indeks 
. Svetimost' sostavlyaet
erg/s (25-50 keV) i
erg/s (50-100 keV).
Obnaruzhena precessionnaya peremennost' zhestkogo rentgenovskogo izlucheniya:
kogda disk raskryvaetsya na nablyudatelya, potok v diapazone 25-50 keV
vozrastaet bolee, chem v 2 raza po sravneniyu s fazoi precessii
disk "edge-on". Precessionnaya zavisimost' podtverzhdaet predstavlenie, chto
vneshnii krai diska v faze precessii "edge-on"
zakryvaet vnutrennie oblasti.
Zametim, chto effekt relyativistskogo usileniya yarkosti izlucheniya sostavlyaet
primerno tu zhe velichinu v 
raza, esli rassmatrivat' odnu struyu, i
etot effekt sovsem mal (9%) dlya dvuh antiparallel'nyh strui.
Nalichie zhestkoi stepennoi komponety v rentgenovskom spektre v svoyu ochered' oznachaet komptonizaciyu myagkih rentgenovskih fotonov, formiruyushihsya vo vnutrennem diske (v rentgenovskih struyah), na relyativistskih elektronah. Relyativistskie chasticy mogut byt' uskoreny v teh zhe vnutrennih struyah, pri vyhode strui iz kanala sverhkriticheskogo diska (sm. sleduyushuyu glavu).
4.6. Neodnorodnost' strui i rentgenovskaya peremennost'
Vse avtory, analiziruyushie rentgenovskie nablyudeniya strui, kak pravilo,
predpolagayut, chto konicheskie strui polnost'yu zapolneny gazom. V opticheskih
struyah, naoborot, faktor zapolneniya ob'ema strui dolzhen byt' ochen' mal
(Davidson and McCray, 1980; Begelman et al., 1980), na rasstoyanii
maksimuma izlucheniya H (
sm) faktor zapolneniya
strui oblakami 
(Panferov and Fabrika, 1997). Gaz strui
dolzhen sobrat'sya v oblaka za schet teplovyh nestabil'nostei. Ves'ma
veroyatno, chto oblast' formirovaniya sgustkov (Bodo et al., 1988;
Brinkmann et al., 1988; Kotani et al., 1996) raspolagaetsya v konce
rentgenovskih strui, gde gaz ostyvaet do temperatur 
keV i
dolzhna nachat'sya ego fragmentaciya (sm. sled. glavu). Predskazyvaemye
iz teplovyh
nestabil'nostei (Brinkmann et al., 1988) i naidennye iz otnositel'nyh
intensivnostei linii (Panferov and Fabrika, 1997) razmery oblakov
sm. Dazhe v otnositel'no korotkoi
rentgenovskoi strue takih oblakov dolzhno byt' tyasyachi, ves'ma maloveroyatno
nadeyat'sya zaregistrirovat' eti oblaka v rentgene, naprimer, po peremennosti
rentgenovskogo potoka.
Po strukturnosti profilei linii H v opticheskoi strue ozhidaetsya nalichie
okolo 
bolee krupnyh obrazovanii, kotoryh mozhno bylo by nazvat'
skopleniyami oblakov (Borisov and Fabrika, 1987; Panferov and Fabrika, 1997),
harakternoe vremya generacii takogo obrazovaniya 
sek. Eto
vremya primerno sootvetstvuet vremeni dvizheniya gaza po rentgenovskomu uchastku
strui. Iz strukturnosti opticheskoi strui i otnositel'no nebol'shogo
razmera rentgenovskoi strui mozhno zaklyuchit', chto peremennost' rentgenovskogo
potoka na vremenah, sootvetstvuyushih vremeni generacii odnoi neodnorodnosti
ves'ma veroyatna.
Eto vremya 
sek takzhe blizko ko vremeni rasprostraneniya strui
SS433 pod fotosferoi vetra sverhkriticheskogo diska. Pri tempe poteri
massy v vetre SS433
/god radius fotosfery
vetra sostavit
sm (van den Heuvel, 1981;
Lipunov and Shakura, 1982; Fabrika, 1997). Etot razmer horosho
sootvetstvuet razmeru istochnika opticheskogo i UF izlucheniya vokrug
relyativistskoi zvezdy naidennomu iz nablyudenii,
sm (Dolan et al., 1997). Vremya dvizheniya gaza so skorost'yu
strui vnutri etogo ob'ekta, esli otozhdestvlyat' ego s neprozrachnoi chast'yu
vetra ili s kanalom v vetre, 
sek. Za eto vremya, ili dazhe men'shee
(esli geometriya vnutrennei oblasti slozhna i razmer fotosfery, gde vyhodit
rentgenovskoe izluchenie men'she fotosfery, gde formiruetsya UF izluchenie)
struya dolzhna byt' uskorena i skollimirovana.
Iz sovpadeniya vremeni generacii krupnyh neodnorodnostei v strue i
vremeni rasprostraneniya strui pod fotosferoi takzhe mozhno zaklyuchit',
chto ozhidaetsya peremennost' rentgenovskogo potoka SS433
s harakternym vremenem v sotni sekund.
Nedavno (Kotani et al., 2002; Safi-Harb and Kotani, 2002) obnaruzhili etu
peremennost' na PCA/RXTE, nablyudaya
SS433 vo vremya aktivnogo sostoyaniya. V diapazonah 2-10 i 10-20 keV
nablyudayutsya dovol'no sil'nye stohasticheskie variacii bleska SS433
na vremenah 
sek, minimal'noe vremya peremennosti 50 sek.
Orientaciya akkrecionnogo diska vo vremya etih nablyudenii byla "edge-on",
t. e. ne sovsem udachnoi dlya analiza peremennosti bleska, i tem ne menee,
peremennost' byla uverenno obnaruzhena. Veroyatno, v passivnye
periody rentgenovskii potok SS433 takzhe peremenen, vozmozhno s men'shei
amplitudoi, chem vo vremya aktivnosti.
Dlya ob'yasneniya korotkoi rentgenovskoi peremennosti Chakrabarti et al. (2002) rassmotreli vozmozhnye mehanizmy formirovaniya preryvistyh vybrosov s harakternym vremenem 50-100 sek v struyah SS433. Oni predlagayut mehanizm nelineinyh oscillyacii udarnyh voln v akkrecionnom diske ili okolo zvukovogo bar'era v akkreciruyushem pod-keplerovskom potoke gaza. V etom sluchae temp akkrecii vo vnutrennih chastyah akkrecionnogo diska budet sushestvenno promodulirovan s trebuemym harakternym vremenem.
Peremennost' bleska SS433 na korotkih vremenah (
sek) iskalas' takzhe v
UF diapazone 1400-3000ÅÅ na HSP/HST (Dolan et al., 1997). V etih
nablyudeniyah byl nalozhen verhnii predel 
na amplitudu peremennosti.
Mozhno nadeyat'sya, chto korotkaya peremennost' bleska SS433 v goluboi i
UF oblastyah, za izluchenie v kotoryh otvechayut blizkie k struyam chasti vetra
ili gaz okruzhayushii mesto poyavleniya strui, so vremenem vse-taki budet
obnaruzhena. Tak zhe kak i v rentgenovskom diapazone, v UF oblasti vopros
obnaruzheniya bystroi peremennosti, veroyatno, svoditsya k chuvstvitel'nosti
detektorov i k velichine signal/shum v nablyudeniyah. V opticheskom diapazone
peremennost' bleska na vremenah v neskol'ko minut horosho izvestna
(naprimer, Goranskii et al., 1986; Zwitter et al., 1991), eto stohasticheskaya
peremennost', ee amplituda
, ona ne propadaet dazhe vo
vremya zatmenii akkrecionnogo diska.
<< 3. Radiostrui i W50 | Oglavlenie | 5. Stroenie i formirovanie >>
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
SS433
Publikacii so slovami: SS433 | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
